Long-term BVRI photometric light curves of 15 PMS stars in the IC 5070 star-forming region
本文报道了2010年9月至2017年10月期间收集的15颗前主序星的光度观测结果。我们研究的恒星位于恒星形成的HII区域IC 5070。这些天体以前被探测为发射线星、耀斑星、金牛T变星或赫比格Ae/Be星。光度观测，特别是有关长期行为的对象是失踪的文献。我们提出了第一个光度监测所有恒星从我们的研究。通过对BVRI测光数据的分析，可以得出结论：所有被研究的天体都是变星。在LkHa 146的情况下，我们确定了以前未知的光度变化周期。
2018-05-29 astro-ph.SR
Ground-Based BVRI Follow-Up Observations of the Cepheid V1154 Cyg in Kepler's Field
开普勒太空望远镜几乎不间断的观测可用于搜索其他恒星周围的地球大小和更大的行星，以及恒星变化和星震学研究。然而，开普勒的观测是使用单个宽带滤光片进行的，需要地面跟踪观测来补充开普勒的光变曲线，以充分表征目标恒星的性质。在这里，我们提出了地基光学（BVRI）的后续观测V1154天鹅座，开普勒视野中唯一的造父变星，并推导出这颗恒星的基本性质。
2011-11-09 astro-ph.SR
Multi-Epoch BVRI Photometry of Luminous Stars in M31 and M33
我们目前的前四年的BVRI测光从一个正在进行的调查，每年监测光度的行为，在M31和M33的演变发光的恒星。测量了199颗恒星在多个时期的光度，包括9颗经典的亮蓝变星（LBV），22颗LBV候选者，10颗后RGB A/F型超巨星和18颗B[e]超巨星。在所有历元的亮度测量V和至少一个其他波段的精度为0.04 - 0.10级下降到19.0 - 19.5的极限星等。在我们的调查中，有33颗恒星表现出显著的变异性，其中包括至少两颗在剑鱼座S型爆发中捕获的经典LBV。测光目录的超链接版本位于：http://go.uis.edu/m31m33photcat/。
2017-07-05 astro-ph.SR
Photometry of the progenitor of Nova Del 2013 (V339 Del) and calibration of a deep BVRI photometric
Asiago板块档案已经被搜索，以寻找覆盖新星Del 2013（V339 Del）的天空区域的旧板块。我们特意校准了一个深BVRI光度序列，测量了原始恒星的亮度。Asiago板上祖细胞的平均亮度为<B>=17.27和<V>=17.6，平均颜色（B-V）=-0.33。在B带的变化的总振幅为0.9马格。颜色和可变性是一致的祖先占主导地位的排放吸积盘。2012年4月，APASS全天巡天也勉强探测到了它的前身。我们将来自三次单独访问的CCD图像叠加，并在B=17.33+/-0.09和V=17.06+/-0.10 mag.
2013-12-20 astro-ph.SR
The Stability of BVRI Comparison Stars Near Selected TeV Blazars
我们已经测量了约翰逊BV和RIS-RI的5 TeV耀变体附近的比较星的星等。我们将我们的值与公布的值进行比较，在某些情况下跨越25年，以确定那些最有可能被证明稳定的恒星。为了避免零点偏移模拟长期变异性，我们将我们的分析建立在去除数据集之间的平均偏移后的测量值之间的标准差上。我们发现大多数恒星稳定在0.04等的水平。我们确认两颗恒星是变星，并确定另外两颗可能是变星。在这五个区域中，每一个区域都至少有两颗恒星，通常更多，没有显示出变化的证据。
2013-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analysis of Far-UV Data of Central Stars of Planetary Nebulae: Occurrence and Variability of Stellar Winds
叠加在恒星连续谱上的天鹅座P型高激发线剖面的存在，揭示了中央恒星行星状星云（CSPNe）中星风的存在。我们已经检查了整个FUSE档案，并合并了CSPNe的所有有用观测，以产生可用于评估恒星风发生的最高质量光谱。此外，每个CSPN的个别光谱已被搜索的天鹅座P配置文件中的变异。在44 CSPNe中发现了天鹅座P型高激发线的轮廓，线电离势和恒星有效温度之间有明显的相关性。我们介绍了一个处方，以获得终端风速（v_inf）从饱和和不饱和的天鹅座P的配置文件，并提供这些恒星的v_inf的新值。另外23个CSPNe没有显示出天鹅座P的轮廓，或者它们的FUSE数据不能确定天鹅座P轮廓的出现。首次在6个CSPNe，即Hen 2-131，NGC 40，NGC 1535，NGC 2392，Sp 3和SwSt 1中发现了高激发远紫外线的P Cygni轮廓的可变性，使具有可变P Cygni轮廓的CSPNe的数量增加到13个，包括先前使用IUE或FUSE观测报告的那些。变异性优先出现在不饱和的PV和Si IV线中，也出现在饱和的C III和O VI线中。天鹅座变星剖面的CSPNe具有相似的恒星性质（相对较低的log（g）和T_eff），表明它们是演化程度较低的CSPNe。一些具有可变P Cygni轮廓的CSPNe显示O VI线，而它们的T_eff不足以产生该离子。我们认为，这样的离子产生的俄歇电离从X射线相关…
2013-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the origin of variability in $α$ Cygni variable $ε$ Ori (HD 37128) using TESS observations and modelling
National Institute of Technology Rourkela（印度国家技术学院鲁尔克拉）；Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学）；Czech Academy of Sciences（捷克科学院）
研究通过TESS观测和建模揭示HD 37128的低频随机变异性，分析不同质量模型中径向和非径向模式的稳定性，发现低阶模式与strange modes相关，非线性模拟显示其导致包层膨胀和脉动。
2026-05-11 astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Variability on Stellar Angular Momentum Loss II: The Sun, 61 Cygni A, $ε$ Eridani, $ξ$ Bootis A and $τ$ Bootis A
低质量恒星的磁场被观测到在十年时间尺度上是可变的，其行为从周期性到随机性不等。磁场的强度和几何形状的变化应该会改变恒星风造成的角动量损失的效率，但这还没有很好地量化。在Finley等人（2018）中，我们研究了太阳的变化，并计算了太阳风中随时间变化的角动量损失率。在这项工作中，我们专注于四个低质量的恒星，都有他们的表面磁场映射多个时代。使用从天体层Lyman- $α$吸收确定的质量损失率，结合Finley & Matt（2018）MHD模拟的标度关系，我们计算了磁化恒星风施加到每颗恒星上的扭矩。制动扭矩的可变性可能是显著的。例如，$ε$ Eri的最大扭矩是其十年平均值的两倍。这种变化可以与在太阳风中观察到的变化相比较，当采样稀疏时。平均而言，我们样品中的扭矩范围为平均值的0.5-1.5倍。我们将这些结果与Matt等人（2015）的扭矩进行了比较，后者使用观测到的恒星自转速率来推断恒星上的长时间平均扭矩。我们发现，我们的恒星风力矩系统地低于长期平均值，约3-30倍。星风变率似乎无法解决这种差异，这意味着观测到的风参数、星风模型或长期演化模型仍存在一些问题，这些问题尚未得到理解。
2019-03-23 astro-ph.SR
Short-term variability and mass loss in Be stars III. BRITE and SMEI satellite photometry of 28 Cygni
BRITE纳米卫星星座在2014-2016年的11个月里获得了28 Cygni的mmag测光。增加了2003-2010年太阳质量抛射成像仪的观测数据和118 H $α$谱线剖面。几十年来，天鹅座28已经显示出四个大振幅的频率：两个间隔很近的频率是光谱学证实的$g$模式，接近1.5 c/d，一个稍低的外光球（Stefl）频率，以及0.05 c/d的两个g模式之间的差频。这个顶层框架与eta Cen（论文I）没有区别，后者在光谱类型、旋转速率和视角方面也非常相似。Stefl频率是唯一不受差频影响的频率。后者的振幅经历了很大的变化;在最大值附近，近拱星物质的量增加，Stefl频率的振幅增长了一些因素。在这样的增亮过程中，几十个瞬态尖峰出现在频谱中，集中在三组中。只有11个频率是共同的所有年份的BRITE观测。Be恒星似乎是由几个耦合的时钟控制的，其中大多数在几周到几个月的时间尺度上不是很有规律，但却可以运行几十年。g模式与低差频的组合和/或大气对它的响应表现出显著的非线性。与eta Cen一样，差频变率似乎是28 Cyg星盘质量传递调制的主要原因。不同频率的分层集合可以达到Be现象已知的最长时间尺度。
2017-08-24 astro-ph.SR
Long-period SU UMa dwarf nova V1006 Cygni outburst activity and variability at different brightness states in 2015-2017
在2015-2017年期间，利用位于7个天文台的11台望远镜对矮新星V1006 Cyg进行了CCD光度观测。他们报道了2015年的超级爆发，其中包括再亮，五次持续时间约为4天的正常爆发和一次持续至少7天的大爆发。正常爆发之间的间隔为16至22天，超级爆发之间的间隔预计将超过124天。在2015年的超级爆发期间和在再亮和第一次正常爆发开始之间的短期平静期间，分别检测到平均周期为0^d.10544（10）和0^d.10406（17）的正超级驼峰。在2015年的一次大爆发中，发现了轨道周期为0^d.09832（15）的信号，其振幅在爆发下降时比其结束时大2.5倍。在2017年第一次和第二次正常爆发之间的平静阶段，我们可能检测到周期为0^d.09714（7）的负超级峰。在所有其他情况下的宁静，我们发现只有准周期性的亮度变化的时间尺度为20-30分钟，不同程度的连贯性和可变的振幅达到0.5马格在极端情况下。
2018-06-20 astro-ph.SR
Photometric and spectroscopic variability of the FUor star V582 Aurigae
2009年8月至2013年2月，我们在V582 Aur野外进行了BVRI CCD测光观测。在此期间，我们获得了V582 Aur的高，中，低分辨率光谱。为了研究目标爆发前的变化并构建其历史光变曲线，我们在照相底片收藏中搜索了存档观测。CCD和摄影观测进行了分析，使用一个序列的14颗恒星的领域V582 Aur在BVRI校准。V582 Aur爆发前的摄影观测显示出金牛T星典型的低振幅光变化。档案摄影观测表明，这颗恒星的亮度在1984年底或1985年初开始增加，并在1986年1月达到最大亮度。V582 Aur的光谱类型可以定义为G 0 I，具有H α和Na I D线的强P Cyg轮廓，这是典型的FU Orionis天体。我们的BVRI光度观测表明，在3.5年的观测期间，大幅度变化V~2.8等。然而，大多数时候，恒星保持在接近最大亮度的状态。亮度下降最深的一次是在2012年春天，当时恒星的亮度下降到接近爆发前的水平。在最小亮度期间，太阳光度数据显示颜色反转，这是UX Ori变星的典型特征。相应的光谱观测表明，谱线（特别是H α）的轮廓和强度具有很强的可变性，这表明吸积速率发生了显着变化。在过去三年进行的光度监测的基础上，最大光的光谱特性和长期光变曲线的形状，我们确认了V582 Aur与FU Orionis天体组的联系。
2013-06-27 astro-ph.SR
Optical photometry of GM Cep: evidence for UXor type of variability
本文报道了主序前星GMCep的光学光度观测结果。这颗恒星位于年轻的疏散星团Trumpler 37 --一个活跃的恒星形成区域。GM Cep显示了大幅度的快速变化，解释为以前研究中EXor类型的可能爆发。我们的数据来自2008年6月至2011年2月在罗真天文台（保加利亚）和Skinakas天文台（希腊克里特岛）收集的BVRI CCD测光观测。在BVRI波段对GM Cep视场中的16颗比较星进行了校准。我们的测光资料显示了2.5年的高振幅变化（Δ V ~ 2.3m）和两个深度极小值。对收集到的太阳光度数据的分析表明，在亮度最小值期间，UX Ori变量的颜色反转是典型的。另一方面，经典金牛座T星典型的亮度高振幅快速变化也出现在GM Cep的光变曲线上。将我们的结果与文献中发表的结果进行比较，我们得出结论，亮度的变化是由以下两者的叠加引起的：（1）来自星周盘的磁通道吸积，以及（2）来自星周尘埃云或星周盘特征的掩星。
2011-11-09 astro-ph.SR
13 Years of P Cygni Spectropolarimetry: Investigating Mass-loss Through H$α$, Periodicity, and Ellipticity
我们报告了对著名的亮蓝变星（LBV）天鹅座P的光学和近紫外分光偏振观测超过13年。LBV是最大质量恒星生命中的关键过渡阶段，并且在任何恒星群中实现最大的质量损失率。使用分光偏振，我们能够了解周围的天鹅座P的近拱星环境的几何形状，并深入了解LBV质量损失。利用HPOL和WUPPE分光偏振计的数据，我们估计星际偏振贡献天鹅座P的分光偏振信号，分析整个H $α$发射线的偏振的变化，搜索数据中的周期性信号，并引入一种统计方法来搜索从球面对称性的偏差，这是新的天文学的首选位置角。我们的数据与先前的发现一致，显示了自由电子散射均匀分布在恒星周围的团块。然而，由于H $α$线的双极化结构和一系列以前未检测到的周期性，这是复杂的。
2020-08-09 astro-ph.SR
A Five-year Spectroscopic and Photometric Campaign on the Prototypical alpha Cygni Variable and A-type Supergiant Star Deneb
天津四通常被认为是典型的A型超巨星，是银河系中视觉上最明亮的恒星之一。A型超巨星是潜在的河外距离指示器，但在这种技术被认为可靠之前，这些恒星的变化需要更好地表征。我们分析了在1997年至2001年的五年跨度中获得的天津四的339个高分辨率阶梯光谱，以及在同一时间范围内获得的370个Stromgren光度测量。我们的光谱分析包括动态光谱的H-α轮廓，H-α等效宽度，和径向速度从Si II 6347，6371测量。时间序列分析表明，没有明显的周期性行为，通过多个观测季节进行，虽然我们发现了一个可疑的40天的时间在两个，非连续的观测季节。光度和径向速度数据集之间的一些相关性，并建议径向脉动在两个时代。没有相关性之间的变化的H-α配置文件和径向速度或光度。Lucy（1976）发现天津四是一颗长周期单线光谱双星的证据，但我们的数据集没有证据表明双星伴星会导致径向速度变化。
2010-09-29 astro-ph.SR
New Constraints on the Origin of the Short-Term Cyclical Variability of the Wolf-Rayet Star WR 46
沃尔夫-拉叶星WR 46在相对短的几个小时的时间尺度上表现出非常复杂的变化模式。周期性但间歇性的径向速度变化的光学线，以及多个光度周期已被发现在过去。非径向脉动，快速旋转调制或存在一个假定的低质量的同伴已被提出来解释的短期行为。为了揭示它的真实性质，我们用FUSE（远紫外光谱探测器）在几个短期变化周期内观察了WR 46。我们发现在远紫外（FUV）连续谱中，在OVI λλ1032，1038双重P Cygni轮廓的吸收谷的蓝边和SVI λλ933，944 P Cygni吸收轮廓中，在~8小时的时间尺度上有显著的变化。我们用X射线和紫外光变曲线以及来自XMM-牛顿（X射线多镜任务-牛顿太空望远镜）档案数据的X射线光谱补充了这些观测结果。X射线和UV光变曲线显示出与FUV中发现的变化类似的时间尺度上的变化。我们讨论了我们的结果的背景下，不同的情况下，建议解释这个对象的短期变化，并重申，非径向脉动是最有可能发生的。
2011-04-22 astro-ph.SR
Photometric variability of 14 PMS stars in the NGC 7000/IC 5070 complex
介绍了2013年4月至2015年9月期间14颗前主序星的CCD多色BVRI观测的新光度数据。研究对象位于NGC 7000/IC 5070恒星形成复合体的“墨西哥湾”区域。我们研究的恒星在所有光学通带中都表现出不同类型的光度变化。利用我们的长期观测和其他作者发表的数据，我们试图确定观测到的亮度变化的原因。在我们的新数据的基础上，以前未知的周期性恒星LkH_alpha 189（2.45天）的光变曲线被记录下来。
2015-11-17 astro-ph.SR
The 2016 outburst of the unique symbiotic star MWC 560 (= V694 Mon), its long-term BVRI evolution and a marked 331 days periodicity
在1990年的重大事件发生26年后，在2016年初，令人困惑的共生双星MWC 560进入了一个新的，甚至更明亮的爆发。我们介绍了我们对MWC 560的严格BVRI光度监测（分布在357个不同夜晚的451次独立运行），涵盖了2005-2016年的时间间隔，特别是当前的爆发。2016年爆发的一个显著特征是在最大亮度上升期间抑制了短期混沌变化，之后其振幅超过0.5 mag.类似于1990年的事件，当时该物体保持在最大亮度附近约6个月，当时太阳会合阻止了对当前爆发的进一步观测，MWC 560仍然在最大值附近，三个月后达到它。我们通过结合文献数据将我们的观测置于长期背景中，以提供完整的1928-2016年光变曲线。一些强周期性被发现调制MWC 560的光学光度。1860天的周期调节了BVR波段亮相的发生（1990年和2016年爆发之间正好有5.0个周期），而亮相期间达到的峰值亮度似乎以约9570天的周期变化。一个干净的331天周期调制I波段光变曲线，其中来自M巨星的发射占主导地位，光变曲线强烈地让人联想到椭球扭曲加上来自热伴星的辐射。1860天和331天作为系统轨道周期的利弊进行了审查，等待M巨星的光谱径向速度轨道来解决这个问题（假设轨道不是面向正面）。
2016-07-21 astro-ph.SR
Millimetre observations of the S-type AGB star $χ$ Cygni: variability of the emission of the inner envelope
研究利用升级后的NOEMA观测S型Mira变星$χ$ Cygni内包层毫米波发射，发现H$^{12}$CN延展变化、异常同位素比值及近期抛射和偶发外流证据，并首次探测到SiO（$ν$=1，$J$=6-5）脉泽。
2024-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Coronal activity cycles in nearby G and K stars - XMM-Newton monitoring of 61 Cygni and Alpha Centauri
我们使用附近的双星61 Cyg A/B（K5 V和K7 V）和Alpha Cen A/B（G2 V和K1 V）的X射线观测来研究近十年来弱到中等活动的G + K矮星的磁活动的长期演化。具体来说，我们寻找X射线活动周期和相关的日冕变化，并将它们与太阳的行为进行比较。对于61 Cyg A，我们发现一个规则的日冕活动周期类似于它的7.3年色球周期。X射线亮度的变化比太阳上的低三倍，但日冕性质的变化类似于太阳的行为，在各自较热的等离子体成分中发生较大的变化。到目前为止，天鹅座61 B没有显示出明显的日冕循环趋势，但X射线数据与更不规则的色球周期相匹配。这两颗半人马座α星都表现出显着的长期X射线变化。半人马座阿尔法星A显示了周期变化的迹象，周期约为12-15年;半人马座阿尔法星B的数据表明，X射线周期的振幅约为6至8年，周期为8-9年。样本星在0.2-2.0 keV波段的X射线光度范围在Lx <1 × 10^26 - 3 × 10^27 erg·s^-1之间，日冕主要由平均温度在1.0-2.5 MK左右的冷等离子体组成。我们发现，日冕活动周期显然是一种常见的现象，在老年人，缓慢旋转的G和K星。在所有研究的目标中，日冕X射线发射的光谱变化在周期上都是类似太阳的。
2012-05-16 astro-ph.SR
A long-term photometric study of the FU Orionis star V 733 Cep
猎户座FU的候选者V733 Cep是由罗杰·罗森在2004年发现的。这颗恒星位于暗星云L1216中，靠近仙王座OB 3星协。由于迄今为止只发现了少量的猎户座FU星，因此对V733 Cep的光度和光谱研究具有很大的意义。PMS星光度变化的研究对于理解恒星演化具有重要意义。本研究的主要目的是建立V733 Cep的长时间光变曲线。在BVRI观测的基础上，我们还研究了该恒星的光度行为。我们从CCD测光和档案照相板收集数据。我们目前的光度BVRI数据（约翰逊-雷林斯系统），从2008年6月至2009年10月收集。为了便于从仪器测量到标准系统的转换，在V733 Cep视场中的15颗比较星在BVRI波段进行了校准。为了构建V733 Cep的历史光变曲线，在宽视场底片数据库中搜索了存档的摄影观察结果。结果发现了192张包含V733 Cep场的照相底片，并根据我们的要求对其中一些底片进行了分析，以估算V733 Cep的星等。
2010-03-19 astro-ph.SR
Alpha Cygni Variables as Seen from the Transiting Exoplanet Survey Satellite
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of New Mexico（新墨西哥大学）；New Mexico Institute of Mining and Technology（新墨西哥矿业与技术学院）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
研究利用TESS观测分析75个ACYG变星，识别出10颗可能适合地面监测的候选星，并探讨其在赫罗图上的位置及不同数据处理管道的适用性。
2026-03-02 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper XV. The B-type supergiant system V1765 Cygni
本文利用TESS四个扇区数据建立V1765 Cyg食双星的首个确定性光变曲线模型，结合分光轨道推得两子星质量与半径，并验证其与约700万年演化模型一致。
2023-11-01 astro-ph.SR
The spectroscopic binaries RV Tauri and DF Cygni
目的：本文的重点是两个著名的，但仍然知之甚少的金牛座RV星：RV Tau和DF Cyg。我们的目标是确认他们怀疑的二元性质，并推导出它们的轨道要素，以调查它们的轨道对这些系统的演化的影响。这项研究被嵌入到一个更广泛的努力，研究低质量和中等质量恒星的双星演化。方法：从径向速度数据中清除高振幅脉动，以更好地约束轨道运动。我们使用盖亚DR 2的视差与SED相结合来计算它们的光度，并与使用周期-光度-颜色关系计算的光度进行了补充。利用星周红外辐射通量与光球辐射通量的比值估算了各系统的轨道倾角。结果：DF Cyg和RV Tau是双星，光谱轨道周期分别为784 $\pm$ 16天和1198 $\pm$ 17天。这些轨道周期被发现是类似的长期的光度时间序列的周期性变化，表明双星确实解释了长期的光度变化。这两个系统都被一个环双星盘包围着，我们的视线掠过它。因此，恒星光度通量随轨道周期周期性地衰减。我们推导出的轨道倾角使我们能够获得DF Cyg和RV Tau的精确伴星质量。对天鹅座DF的开普勒测光的分析揭示了一个在基本脉动频率附近有旁瓣的功率谱。这种调制对应于光谱轨道周期，因此对应于长期光度周期。最后，我们报告的证据有关的H $_α$配置文件在这两个对象的高速吸收功能，表明从周围推出的同伴流出。
2019-06-25 astro-ph.SR
Multi epoch spectroscopic variability of the B supergiant HD75149
Universidad de Antofagasta（安托法加斯塔大学）；Universidad de Valparaíso（瓦尔帕莱索大学）；Universidad Católica del Maule（马乌莱天主教大学）；Universidad Nacional de La Plata（拉普拉塔国立大学）；CONICET-UNLP（阿根廷国家科学研究委员会-拉普拉塔国立大学）；Universidad Mayor（麦斯特大学）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
通过分析2004-2025年间B超巨星HD75149的光谱数据，研究其短期光谱变异的物理起源，发现Hα线变化与质量损失率波动相关，而金属线变化较小，符合脉动振荡。
2026-05-27 astro-ph.SR
The H-band Emitting Region of the Luminous Blue Variable P Cygni: Spectrophotometry and Interferometry of the Wind
我们提出了第一个高角分辨率的观测在近红外H波段（1.6微米）的亮蓝变星天鹅座P。利用CHARA阵列和MIRC合束器进行了6台望远镜的干涉观测。这表明空间通量分布比预期的恒星光球大。一个两个组件模型的恒星（均匀盘）加晕（二维高斯）产生一个很好的拟合的观测，我们建议，晕对应于从恒星风的基地发出的通量。这个风分量贡献了大约45%的H波段通量，并且具有角半高宽= 0.96质量，而预测的恒星直径为0.41质量。我们展示了几个图像重建的干涉vibrium和关闭阶段，他们表示一个一般的球形几何风。我们还获得了天鹅座P的近红外分光光度法，从中我们推导出的流量过剩相比，一个纯粹的光球光谱能量分布。H-波段通量过剩匹配，从风通量部分来自两个组件适合干涉。我们发现在2006年至2010年期间，显着的近红外通量变化的证据，似乎类似于从风中的H-α发射通量的变化。未来的干涉观测可能能够记录与风结构的时间变化相关的空间变化。
2013-04-04 astro-ph.SR
Deneb and the alpha Cygni Variables
本研究利用SMEI的8.6年测光数据细化了Deneb的脉动恢复特征，对比多颗天鹅座α型变星的观测数据，总结相关演化与脉动模型，指出该类变星可能非均质类群，并提出后续研究计划。
2024-10-31 astro-ph.SR
V2492 Cygni: The Early Evolution of the 2010 Outburst
我们提出了双子北光学和近红外观测天鹅座的一个年轻的爆发星，指定为V2492天鹅座的变星的总目录。该天体是两颗年轻恒星之一，彼此相距2度，最近亮度约为5 mags，据报道可能是新的FU猎户座型变星。V2492 Cyg的爆发光谱显示了整个光学和近红外的原子发射特征。在光学中，Halpha处于发射状态，并具有相关的蓝移吸收分量。远红CaII三重线也在发射中，并且与Halpha一样，具有显著的蓝移吸收。TiO分子的光学带也在发射中。在近红外，Pabeta，Brgamma和CO泛音带头是强烈的发射。这种光谱特征与EX Lupi（EXor类爆发变星的前身）在2008年极端爆发时和V1647 Ori在2003年上升阶段时所表现出的光谱特征非常相似。此外，我们认为V2492天鹅座的档案数据，并调查这颗年轻的恒星爆发前的性质。我们构建了一个静止阶段的光谱能量分布，通过模型拟合，让我们深入了解当前喷发之前的物体的星周环境。我们的调查强烈表明，V2492天鹅座爆发似乎更符合EXOR事件，其最近的2等衰落和随机变化的事实支持。
2011-05-04 astro-ph.SR
Modelling of variability of the chemically peculiar star phi Draconis
背景：恒星大气中较重化学元素的存在影响恒星的光谱能量分布（SED）。这些元素的不均匀表面分布，再加上通量重新分布和恒星自转，通常被认为是化学奇特（CP）星变化的主要原因。目的：我们的目标是建立CP星PHI Dra的光度变化模型，基于重元素表面分布不均匀的假设，并将其与观测到的恒星变化进行比较。我们还打算确定的过程中，最显着的光度变化。研究方法：我们使用网格的TLUSTY模型大气和SYNSPEC代码模拟从不同的化学成分的PHI Dra的各个表面元素出现的辐射通量。我们整合新兴的通量在可见光表面的恒星在整个旋转周期的不同阶段，合成理论光变曲线的恒星在几个光谱波段。结果：在可见光区和近紫外区的合成光变曲线与观测到的恒星光变曲线非常一致。缺乏可用的远紫外测量的恒星排除了任何结论，我们的模型在这个光谱区域的正确性。我们还获得了194个新的PHI Dra的BVRI观测，并将其旋转周期改进为P=1.716500（2）。结论：我们表明，元素的不均匀分布，流量重新分配，和旋转的恒星是完全能够解释恒星的可见光和近紫外光区的变化。磁通再分布主要是由硅的束缚-自由转变和铁的束缚-束缚转变引起的。
2015-10-05 astro-ph.SR
Radial dependence of line profile variability in seven O9--B0.5 stars
大质量恒星表现出各种光谱的变化：在紫外线P-天鹅座轮廓，光学线轮廓的变化，X射线的变化，径向速度调制的离散吸收成分的存在。我们的目标是研究单个OB星的光谱变化，以更好地了解光球和风变之间的关系。为此，我们依赖于高光谱分辨率，高信噪比的光谱收集与光谱仪NARVAL望远镜伯纳德Lyot在Pic du Midi。我们利用时间变异谱（TVS）研究了12条谱线的变异性。选定的线探测大气的径向结构，从光球到外部风。我们还进行了光谱分析与大气模型推导出恒星和风的属性，并限制选定的线的形成区域。我们发现，在每天的时间尺度上，在所有明亮的巨星和超巨星的风线中观察到变化。在光球层中形成的线有时是可变的，有时是不变的。矮星没有显示出任何变化的迹象。如果在每日时间尺度上观察到变异性，也可以（但不总是）在每小时时间尺度上观察到变异性，尽管幅度较低。有一个非常明显的相关性之间的振幅的变化和分数的线形成的风。强反相关的时间方差谱的不同部分之间的观察。我们的研究结果表明，在风中形成的线的变化性更强。从我们的研究中，光球和风变率之间的联系并不明显，因为无论光球变率的水平如何，都可以观察到风变率。不同的光球线也表现出不同程度的变化。
2014-09-17 astro-ph.SR
Variability of young stellar objects in the star-forming region Pelican Nebula
2012-2013年，我们在恒星形成区鹈鹕星云（IC 5070）以$BVRI$波长观测了90个夜晚的$16'\times 16'$场。利用$VRI$波段的250多个历元，对$V\sim 21$ ~ ma的变星进行了识别和分类，给出了一个包含67颗主序前变星的95颗变星的光学时间序列测光星表，包括周期、平均星等和分类。根据光变曲线的变化以及利用光学和红外数据以及Gaia DR 2天体测量的色-色图和色-星等图上的位置，主序前变星被进一步分类为候选的经典金牛座T星和弱线金牛座T星。经典的金牛座T星显示的变化幅度高达三倍的最大波动在无盘的弱线金牛座T星，表现出强烈的周期性变化。我们的测光在单个夜晚内忽略了短期的变化。几个经典的金牛座T星显示长期（$\geq 10$天）的单一或多个衰落和增亮事件，在光学波长的几个量级。根据等时线拟合和光谱能量分布，主序前变量的典型质量和年龄分别估计为$\le 1~M_\odot$和$\sim 2$ Myr。我们没有发现前主序星的光学振幅或周期与物理参数（质量和年龄）之间的任何相关性。
2019-06-01 astro-ph.SR
A new interferometric study of four exoplanet host stars : θ Cygni, 14 Andromedae, {\upsilon} Andromedae and 42 Draconis
研究系外行星的宿主恒星对于建立围绕各种类型恒星的系外行星之间的联系以及了解恒星和系外行星各自的演化至关重要。利用干涉测量数据得到的边缘变暗直径（LDD），我们确定了四颗系外行星宿主星的基本参数。我们对F4主序星天鹅座θ星特别感兴趣，开普勒最近揭示了它的类太阳振荡，这是这类恒星所没有预料到的。此外，最近的光度和光谱测量与SOPHIE和OHP（OHP）显示的准周期径向速度\sim 150天的证据。这种径向速度周期性变化的模型预测，要么是一个复杂的行星系统围绕恒星运行，要么是一个新的和未知的恒星脉动模式。我们用VEGA/CHARA（Mount Wilson，California）在几个三望远镜配置中对天鹅座θ、仙女座14、仙女座{ \upsilon }和天龙座42进行了两年的干涉观测。我们测量了精确的肢体变暗的直径，并根据经验定律推导出它们的半径、质量和温度。我们获得了14 And，{ \upsilon } And和42 Dra星的新的精确的基本参数.我们还获得了最小精度为\sim 1.3%的边缘变暗直径，导致14 And b，{ \upsilon And b和42 Dra b的最小行星质量分别为Msini=5.33 \pm 0.57，0.62 \pm 0.09和3.79 \pm 0.29 MJup。θ Cyg的干涉测量显示了至今仍无法解释的显著的直径变化。我们建议，这些差异的干涉数据的…
2012-08-19 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Study of the Supergiant with an Infrared Excess V1027 Cygni
我们给出了1991年至2015年期间半规则脉动变星V1027~Cyg的$UBV$和$JHKLM$测光结果，V1027~Cyg是一颗红外超巨星。我们对$UBV$亮度变化的周期性的搜索导致了在不同时间间隔内从$P=212^{d}$到$P=320^{d}$的几个周期。根据我们的红外测光法，我们发现了周期$P=237^{d}$。V1027~Cyg在最大光照下的变化幅度、光变曲线形状和幅度在周期之间变化显著。揭示了$B-V$和$U-B$颜色与亮度的模糊相关性。在0.36（$U$）-5.0（$M$）$μ$ m范围内，V1027~Cyg的光谱能量分布对应于脉动周期不同相位的G8 I ~ K3 I光谱类型。V1027 Cyg在$λ$ 4400- 9200 nm范围内的低分辨率光谱是在1995- 2015年期间的16个夜晚拍摄的。在1995年和2011年的光度最低点，恒星的光谱显示出分子TiO带，其强度对应于光谱类型M0-M1，而光度数据指向一个相当早期的光谱类型。我们假设TiO带形成于扩展恒星大气的上层。我们测量了V1027~Cyg的最强吸收线，特别是红外Ca~II三重线的等效宽度。钙三重态（Ca T）和$W_λ(\mathrm{Ca~T})=20.3\pm1.8$的X射线作为超巨星的光度指示器，将V1027 Cyg置于最亮的G-K超巨星区域。天鹅座V1027被红外源IRAS~20004+2955…
2016-09-29 astro-ph.SR
Regulation of black-hole accretion by a disk wind during a violent outburst of V404 Cygni
物质在黑洞上的吸积普遍与强烈的辐射反馈和强大的外流有关。特别是，黑洞瞬变显示出其属性强烈耦合到吸积流的流出。这包括电离物质的X射线风，从环绕黑洞的吸积盘中喷出，以及准直的射电喷流。最近，一个独特的光学变化模式已被报道在瞬态黑洞瞬态V404天鹅座，并解释为中断的质量流到其大吸积盘的内部区域。在这里，我们报告的V404天鹅座，这是不像以前看到的持续外吸积盘风的发现。我们发现，外流风是中性的，有一个大的覆盖因子，以1%的光速膨胀，一旦吸积急剧下降，喷出物变得光学薄，就会触发星云相。喷出的巨大质量（> 10^-8兆太阳）表明，当风耗尽了外盘的相当大一部分，使内部区域与盘的其余部分分离时，爆发过早结束。发光，但短暂的，吸积阶段所示的瞬态与大吸积盘意味着这种外流是最有可能的一个新的基本成分调节质量吸积到黑洞。
2016-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
New four-color optical photometry of the young stars V521 Cyg and FHO 27
介绍了2015年2月至2019年7月期间收集的前MS恒星V521 Cyg和FHO 27的新BVRI光度观测结果。这些恒星嵌入在LDN 935中，被称为“墨西哥湾”，位于活跃的恒星形成复合体NGC 7000/IC 5070中。以前的研究表明，它们是具有大幅度亮度变化的变量。我们的新观测表明，恒星继续表现出强烈的光度变化和亮度衰减事件。根据收到的新数据和文献中的数据，我们能够确定天鹅座V521的亮度变化的周期性。在FHO 27的情况下，我们在其周期图中发现了对应于893天周期的显著峰值。
2019-09-03 astro-ph.SR
The active RS CVn-type system SZ Pictoris
我们研究的光谱二进制SZ Pictureso，南方RS CVn型系统的短期和长期的变化。我们使用中分辨率阶梯光谱在CASLEO跨越18年，光度数据从ASAS数据库V波段和光学机器人天文台（BVRI波段）类似的时间间隔。我们将合成光谱分离为对应于两个组成部分的光谱，并能够确定准确的轨道参数，特别是4.95天的轨道周期。我们还观察到一个光度调制的轨道周期的一半，由于恒星的椭圆率。我们还发现了周期活动的~ 2030天，无论是在测光和Ca II流量的第二个恒星的系统。
2019-10-25 astro-ph.SR
Spectroscopic orbit and variability of the Be star V1624 Cyg = 28 Cyg
本研究通过测量H alpha发射线翼的径向速度并结合档案数据，证实Be星V1624 Cyg = 28 Cyg在359.26天轨道上运行，测得双星质量为5.6和0.66太阳质量，并记录了其数十年间的不规则变化。
2025-06-07 astro-ph.SR
Long-term optical variability of the Be/X-ray binary GRO J2058+42
我们研究了Be/X射线双星GRO J2058+42的长期光学变化及其与X射线活动增强期的可能联系。我们进行了光学光谱和光度分析的数据收集在大约18年。我们还提出了第一个光学偏振观测这个源。在$BVRI$波段的长期光学光变曲线和H $α$等效宽度的演变显示出一个正弦曲线图案，每$\sim$ 9.5年重复一次最大值和最小值。这种变化的幅度随着波长的增加而增加。H $α$等效宽度从约$-0.3$至$-15$ μ m变化。我们发现，在低光学状态下的偏振度显着下降。光学最大值出现在X射线活性增强的时期附近，并且随后是光学发射的下降。与许多其他Be/X射线双星不同，GRO 2058+42没有显示出$V/R$的变异性。长期的光学变化与Be/X射线双星的标准模型一致，其中Be星的星周盘在9- 10年的时间尺度上增长和消散。我们发现，磁盘的耗散开始后，一个主要的X射线爆发。然而，稳定的H $α$线的形状作为一个双峰的轮廓和缺乏不对称性表明没有一个翘曲的磁盘，并反对存在一个高度扭曲的磁盘在主要的X射线爆发。
2023-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Short Term Variability of Evolved Massive Stars with TESS II: A New Class of Cool, Pulsating Supergiants
大质量恒星短暂地通过黄超巨星（YSG）阶段，因为它们在HR图上向红方向演化，并膨胀成红超巨星（RSG）。质量较大的恒星在经历了显著的RSG质量损失后再次经历YSG阶段，并向蓝方向演化。这些后RSG天体为我们提供了一个诱人的一瞥，让我们了解哪些恒星以RSG的形式结束生命，以及为什么。后RSG天体的一个迹象可能是脉动的不稳定性，这取决于恒星的内部结构。在这里，我们报告的发现五个YSG的脉动周期快于1天，发现在76个冷超巨星的样本中发现的\tess在两分钟的节奏。这些脉动的YSG集中在HR图区域，以前没有与脉动相关;我们得出结论，这是一个真正的新一类脉动恒星，快速黄色脉动超巨星（FYPS）。对于每个FYPS，我们通过迭代预白化提取频率，并进行时频分析。一个FYPS有一个提取的频率被分成三个三重峰，并且该峰的振幅在与三重峰的频率间隔相同的时间尺度上被调制;旋转和二进制效应都不可能是罪魁祸首。我们讨论了FYPS的进化状态，并得出结论，他们是候选人后RSG。我们样本中的所有恒星也显示出与热OB星相同的随机低频变率（SLFV），并归因于内部重力波。最后，我们在我们的样本中发现了四个$α$天鹅座变星，其中三个是新发现的。
2020-08-26 astro-ph.SR
A Long-term photometric variability and spectroscopic study of luminous blue variable AF And in M31
我们提出的光度和光谱分析的哈勃Sandage变量AF和M31。这些数据是在1998-2002年期间根据Nainital Microlensing Survey获得的，并进行了后续观察，直到2011年。在此期间，天文学家在大约5000天的时间里获得了169个夜晚的R-I波段的光度观测。AF And在1999年1月中旬出现了一次突出的爆发，随后在接下来的3年中亮度逐渐下降约1.5等，下降率约为0.0015等/天，导致2001年底进入平静期。在低伏了9年之后，AF And在2010年末再次经历了一次二次爆发阶段，振幅为0.44等，持续了一年，然后又回到了平静阶段。AF和的光谱观测显示出突出的巴耳末和He I发射线以及相对较弱的Fe II和[Fe II]发射。其光谱中不对称的发射线轮廓意味着通过光球层中的恒星风的质量损失率约为每年2.2 × 10 ^{-4}太阳质量。使用SED拟合，我们发现在视觉最小值期间光球温度为33，000 +/-3000 K。利用弱的天鹅座P型HeI发射线廓线，测得AF And的风终极速度约为280-300 km/s。
2019-08-05 astro-ph.SR
The PMS star V1184 Tau (CB 34V) at the end of prolonged eclipse
V1184 Tau（CB 34 V）位于博克球状体CB 34的磁场中，在1993年被发现为一个大振幅变星。根据第一个恒星变率假设，它是一颗在1951年至1993年爆发的猎户座FU候选恒星。在随后的观测中，这颗恒星表现出大幅度的变化，被解释为星周尘埃云的遮蔽。我们将V1184 Tau（CB 34 V）列入我们的高度可变的主序前恒星目标列表，以确定该物体亮度变化的原因。本文介绍了2008-2015年期间获得的年轻恒星天体V1184 Tau的BVRI光度观测数据。这些数据是我们从2000年开始对这颗恒星进行光学光度监测的延续。V1184 Tau的光度观测是在两个天文台用两台中型和两台小型望远镜进行的。我们的研究结果表明，在最大的光周期的恒星显示出典型的金牛座T星的特征。然而，在观测到的深度最小亮度期间，V1184 Tau与UX Orionis天体非常相似。亮度的深度下降始于2003年，结束于2015年，因为恒星已经恢复到最大亮度。下降期间的光变曲线明显不对称，因为亮度下降持续的时间是上升的两倍。颜色-星等图上观察到的颜色反转也证实了星周尘埃云的遮蔽是亮度大幅变化的原因。
2015-10-01 astro-ph.SR
SU Lyn -- a transient symbiotic star
SU Lyn是一个由一颗白矮星和一颗红巨星组成的双星系统。虽然已知它在X射线波长下是明亮和可变的，但它的光学对应物看起来是一个没有突出发射线的红巨星。由于缺乏相互作用系统的典型光学特征，该系统被归类为隐藏的共生星。我们提出的光学监测系统的结果。虽然SU Lyn没有表现出实质性的光度变化，但光谱观测揭示了一种复杂的行为。该系统表现出很强的发射线的变化，包括天鹅座P配置文件，不断变化的线发射环境，和变量变红。X射线和光学观测都表明，SU Lyn的组件在过去12年的监测中只相互作用了很短的时间。我们第一次表明，SU Lyn在X射线明亮时类似于一个经典的共生星，之后仍然隐藏。我们还讨论了红巨星目前的演化状态，以及系统未来可能的演化。我们认为，苏林可能是一个经典的，持久的共生系统的祖先。
2021-12-06 astro-ph.SR
Precise radial velocities of giant stars XV. Mysterious nearly periodic radial velocity variations in the eccentric binary $ε$ Cygni
利用Lick天文台的Hamilton Echelle摄谱仪，我们在超过12年的时间里获得了373颗G-和K-巨星样本的精确径向速度（RV），从而发现了几个单行星和多行星系统。发现长周期（~53年）光谱双星$ε$ Cyg（HIP 102488）的RVs表现出更短周期（~291天）的附加规则变化。我们打算改进$ε$ Cyg系统的轨道解，并试图找出近周期性的短周期变化的原因，这可能是由于一个额外的亚恒星伴星。我们使用了来自利克天文台的K巨星天鹅座$ε$的精确RV测量，结合了最近用SONG望远镜收集的大量RV以及档案数据集。我们的开普勒模型的RV的特点的光谱二进制的轨道，以更高的精度比以前实现，导致在半长轴的$a = 15.8 \mathrm{AU}$，偏心率的$e = 0.93$，和最小质量的次级$m \sin i = 0.265 M_\odot$。额外的短周期RV变化非常类似于一颗质量为1000亿的行星以$291 \mathrm{d}$的周期围绕演化的主要组成部分运行的信号，但推定轨道的周期和幅度随着时间的推移而发生强烈变化。此外，在我们对系统的稳定性分析中，在最佳拟合周围的大范围内没有找到稳定的轨道。这两个发现都认为RV变化的行星原因不太可能。大多数研究的替代方案，如层次三重或恒星斑点，也无法令人信服地解释所观察到的变化。然而，由于其非常偏心的双星轨道，$ε$ Cyg可能是心跳系统的…
2021-02-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Complex Variability of the H$α$ Emission Line Profile of the T Tauri Binary System KH 15D: The Influence of Orbital Phase, Occultation by the Circumbinary Disk, and Accretion Phenomenae
我们获得了主序前食双星KH~ 15 D（V582 Mon，P = 48.37 d，$e$ $\sim$ 0.6，M $_{A}$ = 0.6 M $_{\odot}$，M $_{B}$ = 0.7 M $_{\odot}$）的48条高分辨阶梯光谱。这些食是由一个几乎在边缘上看到的环双星盘引起的，在这些观测的时期，它完全掩盖了恒星B的轨道和恒星A的大部分轨道。光谱是在2001/2002年至2005/2006年的五个连续观测季节中获得的，当时A星完全可见，完全被掩盖，以及在几次入口和出口事件中。H $α$谱线曲线显示这些时间序列数据在从几天到几年的时间尺度上发生了巨大变化。一小部分的变化是由于“边缘效应”，只取决于恒星A在掩星盘锋利边缘之上或之下的高度。其他观察到的变化取决于轨道相位：H $α$发射线轮廓的变化，从一个逆P天鹅座型轮廓在入口到增强的双峰轮廓，与蓝色和红色的发射组件，在出口。这些解释的变化中的每一个都由于在这些剖面中还存在混乱的、不规则的分量而变得复杂。我们发现，复杂的数据集可以在很大程度上理解的背景下，吸积到恒星上从一个circumbinary磁盘与气体流量的预测由Artymowicz和Lubow，Günther和Kley，和de Val-Borro等人提出的偏心金牛座双星模型。特别是，我们的数据提供了强有力的支持脉冲吸积现象，在增强吸积发生在近日点通道期间和之后。
2012-04-05 astro-ph.SR
An Investigation into the Variability of Luminous Blue Variable Stars with TESS
该研究利用TESS前四年数据提取37颗LBV的光变曲线，通过傅里叶分析发现其变化特征与恒星参数无相关性，表明LBV的短期变化可能是超巨星α Cygni型变星的延伸，而非独特类别。
2024-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The optical counterpart to the Be/X-ray binary SAX J2239.3+6116
本工作的主要目标是对Be/X射线双星SAX J2239.3+6116的光学变化进行详细的研究。我们获得了多色BVRI光度法和旋光法以及4000-7000 A光谱。与SAX J2239.3+6116光学对应的是一颗V=14.8 B 0 Ve的恒星，距离约4.9 kpc。在源的方向上的星际红化是E（B-V）=1.70 mag. The监测的H α线揭示了自2001年以来，其等效宽度的长期缓慢下降。谱线轮廓的特征在于稳定的双峰轮廓，没有大规模失真的迹象。虽然略高于模型预测的，光学偏振是一致的电子散射在拱星盘。我们的属性的长期减少的强度的H α线的耗散的拱盘的Be星。与其他Be/X射线双星相比，在SAX J2239.3+6116中观察到的较长的变化时间尺度可以用系统的宽轨道来解释。
2016-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
A multi-epoch, multi-wavelength study of the classical FUor V1515 Cyg approaching quiescence
在历史上，猎户座FU型恒星是低质量的前主序星。这个类的成员经历强大的吸积爆发，并保持在几十年或几个世纪的增强吸积状态。天鹅座V1515是一颗经典的FUor，在1940年代开始变亮，并在1970年代后期达到亮度峰值。在亮度突然下降之后，它在最低状态停留了几个月，然后开始变亮了几年。我们目前的结果，我们的地面光度监测补充光学/近红外光谱监测。我们的光变曲线显示了一个长期的衰落，在每周和每月的时间尺度上具有很强的可变性。光谱显示出天鹅座P型分布和宽的蓝移吸收线，这是FUOR的共同特性。然而，V1515 Cyg在Ca II 8498的红外线（一部分Ca红外三重态）中缺乏天鹅座P的轮廓，这表明风中的吸收气体是光学上薄的。新获得的近红外光谱显示了CO带头和FeH分子带的加强，表明自2015年最后一次光谱观测以来，圆盘已经变得更冷。吸积盘的光度从峰值138 $L_{\odot}$下降到45 $L_{\odot}$左右，说明吸积盘的长期衰减也有部分原因。
2022-06-24 astro-ph.SR
ASASSN-21co: A detached eclipsing binary with an 11.9 year period
利用ASAS-SN和ASAS-V波段的观测资料对长周期分离食双星ASASSN-21 co进行了数值模拟。ASAS观测显示，2009年4月发生了深度为V ~ 0.6等的日食。2021年3月的ASAS-SN g波段观测显示，日食的持续时间和深度相似，表明轨道周期为11.9年。我们结合了g-波段的观测与额外的BVRI测光日食期间使用PHOEBE模型日食。我们发现，该系统是最好的描述两个M巨星的第二半径与主半径的比值为~0.61。在日食期间采取的光谱是一致的，至少有一个组成部分的二进制是一个M巨星，我们发现没有时间变化的光谱特征。日食本身是不对称的，在接近日食中期时亮度增加，可能是由于旋转变化幅度太低而无法在日食外观察到。
2021-07-01 astro-ph.SR
Multiple Major Outbursts from a Restless Luminous Blue Variable in NGC 3432
我们提出了一个不寻常的发光蓝变量（LBV）在NGC 3432，包括2008年10月，2009年4月和2009年11月的三个主要爆发新的光度和光谱观测。在此之前，这颗恒星也在2000年经历了一次爆发（称为SN 2000 ch）。在爆发期间，这颗恒星的绝对星等在-12.1到-12.8之间。它的光谱在爆发阶段和爆发后不久显示出具有P-Cygni轮廓的H，He I和Fe II线，而在平静期只有中等宽度的纯发射线（包括He II 4686 A）。爆发后不久的快速演变的光变曲线，准调制的光变曲线，峰值幅度和整体光谱特性与一个非常活跃的LBV的可变性的多个事件是一致的。然而，谱线的宽度表明异常高的风速（1500-2800公里/秒），类似于沃尔夫-拉叶星的观测结果。虽然调制光变曲线是典型的LBV在S-Dor可变阶段，发光的最大值和高频率的爆发是意想不到的S-Dor变量。这种极端的变异性可能与LBV巨大喷发期间的重复射血发作有关。或者，它可能是在核心坍缩前不久或由于与大质量双星伴星的相互作用而导致的高度不稳定的迹象。在这种情况下，NGC 3432中的变星与小麦哲伦星云中著名的恒星系统HD 5980有一些相似之处，其中包括一个爆发的LBV和一颗早期的沃尔夫-拉叶星。
2010-06-02 astro-ph.SR
Amplitude variations of modulated RV Tauri stars support the dust obscuration model of the RVb phenomenon
上下文金牛座RV型变星是AGB后的脉动恒星，在离开渐近巨星分支后迅速演化通过不稳定带。它们的光变率主要由径向脉动控制。RVb亚类的成员表现出一种额外的变化，表现为平均亮度的长期调制，对此，最流行的理论都假设双星和某种星周尘埃。在这里，我们地址，如果振幅调制与尘埃遮蔽模型是一致的。目的。我们测量和解释的脉动沿RVb变异的平均振幅的总体变化。方法.我们汇编了RVb型恒星的长期测光数据，包括美国变星观测者协会的目视观测、OGLE和ASAS项目的地基CCD测光以及开普勒空间望远镜对天鹅座DF星的超精密空间测光。在将所有观测值转换为通量单位后，我们测量了脉动振幅的周间变化，并将它们与实际平均通量相关联。结果我们发现了一个令人惊讶的一致的脉动幅度和平均通量之间的相关性：他们的规模与彼此的线性范围很宽的通量和幅度。这意味着当相对于系统通量水平测量时，脉动幅度实际上保持恒定。在微弱状态下的明显振幅下降在文献中早已注意到，但它总是声称是难以解释的RVb现象的实际模型。在这里，我们表明，当使用通量，而不是幅度，振幅衰减是自然的解释周期性的遮蔽从一个大的不透明的屏幕，一个最有可能对应于一个环绕尘埃盘，围绕整个系统。
2017-11-09 astro-ph.SR
ALMA observations of the vibrationally-excited rotational CO transition $v=1, J=3-2$ towards five AGB stars
我们报告的偶然发现与ALMA的振动激发的纯转动CO跃迁$v=1, J=3-2$对五个渐近巨星分支（AGB）的恒星，$o$ Cet，R Aqr，R Scl，W Aql，和$π^1$ Gru。观测到的谱线形成于恒星表面和风开始的区域之间的一个人们知之甚少的区域，即所谓的暖分子层。我们成功地再现了所观察到的线轮廓使用一个简单的模型。我们约束生成线的区域的范围、密度和运动学。R Aqr和R Scl显示了相反的P-Cygni线轮廓，表明物质落入恒星。$o$ Cet和R Scl的谱线特征显示变异性。对这五个源的偶然探测表明，振动激发的旋转线可以观察到大量的附近的AGB星使用ALMA。这为研究AGB拱星包层的最内层区域提供了新的可能性。
2016-09-20 astro-ph.SR
HD 120678: a classical Be star with a tilting heartbeat disk
European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；DTU Space, Technical University of Denmark（丹麦技术大学空间中心）；LIRA, Paris Observatory, CNRS, PSL University, Sorbonne University, Université Paris Cité, CY Cergy Paris University（拉格朗日天体物理实验室，巴黎天文台，法国国家科学研究中心，PSL大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY塞尔吉巴黎大学）
该研究发现HD 120678是一颗具有倾斜心跳盘的经典Be星，其心跳盘由伴星引力倾斜，可解释其比心跳星大10倍的测光振幅，丰富了Be星变异性的类型。
2026-10-15 astro-ph.SR
Interplay between pulsations and mass loss in the blue supergiant 55 Cygnus = HD 198478
已知蓝超巨星显示光度和光谱的变化，这被认为与恒星脉动有关。大质量恒星中的脉动活动强烈地依赖于恒星的演化阶段，并被认为与质量损失事件，宏观湍流线加宽的外观，以及风中团块的形成有关。为了研究脉动和质量损失之间可能的相互作用，我们对超巨星55 Cyg进行了为期五年的观测活动，以寻找恒星风中的光球活动和周期性质量损失变化。我们用非局域热平衡大气程序FASTWIND模拟了H、He I、Si II和Si III谱线，并导出了光球和风参数。此外，我们寻找的变化的强度和径向速度的光球线，并进行了矩分析的线轮廓，以获得频率和振幅的变化。H α线的强度和形状都随时间变化，显示了各种类型的轮廓：天鹅座P，纯发射，几乎完全不存在，以及双峰或多峰。这颗恒星经历了不同的质量损失率，在不同的时间尺度上变化了1.7-2倍。我们还观察到Si II的电离率的变化，并确定在He I吸收线的多周期振荡，周期范围从几个小时到22.5天。我们解释的光球线的变化，在p-，g-和奇怪的模式振荡。我们认为，这些脉动可以导致增强质量损失的阶段。此外，它们可能会误导恒星自转的测定。我们将这颗恒星归类为后红超巨星，属于天鹅座α变星。
2015-07-07 astro-ph.SR
New powerful outburst of the unusual young star V1318 Cyg S (LkHα 225)
年轻的双星V1318 Cyg与HAeBe星BD+40 o 4124周围的一个小的孤立恒星形成区有关，具有非常不寻常的光度和光谱行为。我们目前的光度和光谱观测结果的光学范围内。我们从2015年9月开始对天鹅座V1318进行了BVRI CCD测光观测。到2017年7月在同一时期，我们获得了中等和低分辨率的光谱。观测是用2.6米望远镜进行的。我们分析了天鹅座V1318的历史光变曲线，证明了天鹅座V1318 S在20世纪70年代相当明亮（V $\approx$ 14等）后开始降低亮度，并在1990年变得几乎不可见。在20世纪90年代后半期重新出现后，这颗恒星开始变得非常缓慢地明亮。在2006年至2010年期间，V1318 Cyg S开始变亮得更快，并在2015年在可见光中变得更亮超过5个星等。从那时起，V1318 Cyg S一直保持在这个最大值。它的光谱几乎没有变化，由发射和吸收线的混合物组成，这使得它的光谱类型估计为早期的Ae，有明显的物质外流证据。我们推导出它目前的A（V）$\approx$ 7.2和L = 750 L（太阳），从而确认V1318 Cyg S应该属于Herbig Ae星，使它与BD+40 o 4124和V1686 Cyg一起成为该群中第三颗明亮的年轻恒星。我们很有可能在极附近观测到天鹅座V1318 S，并且其密集而缓慢（$\approx$ 100 km/s）的外流的倾角…
2019-04-20 astro-ph.SR
Photometric monitoring of PMS stars with the telescopes at Rozhen Observatory
本研究利用 Rozhen 天文台望远镜在 $BVRI$ 滤镜下对四个 PMS 天体进行长期多色测光监测，结合档案数据，通过分析历史光变曲线以探究恒星早期演化过程。
2023-11-20 astro-ph.SR
